Планеты вокруг других звезд: методы обнаружения и свойства Бердюгин А. В. Обсерватория Туорлы, Университет г. Турку, Финляндия

2 Планеты вокруг других звезд Планеты у других звезд: extrasolar planets, exoplanets Методы обнаружения экзопланет Наблюдаемые свойства открытых экзопланет Теории, объясняющие их образование Обнаружение поляризованного света от экзопланеты HD b

3 Методы обнаружения экзопланет: измерение лучевых скоростей Регистрация периодического смещения спектральных линий в спектре звезды из-за гравитационного воздействия на нее планеты (Эффект Допплера). Звезда и планета обращаются вокруг центра масс. Звезда смещается относительно луча зрения наблюдателя вперед и назад наблюдается периодический Допплеровский сдвиг спектральных линий. Точное измерение небольшого смещения абсорбционных линий в спектре звезды позволяет обнаружить планету.

4 Методы обнаружения экзопланет: измерение лучевых скоростей Величина допплеровского смещения очень мала: требуется спектрограф высокого разрешения, который должен быть тщательно откалиброван. Юпитер вносит допплеровский сдвиг в спектральные линии Солнца 12 м/сек. Сатурн м/сек. Наиболее чувствительные спектрографы могут зарегистрировать допплеровское смещение ~ 1 м/сек. Этот метод более всего подходит для обнаружения массивных планет с плоскостью орбиты параллельной лучу зрения, обращающихся вокруг звезды с коротким орбитальным периодом. Орбитальное движение звезды 51 Peg. Сплошной линией показана рассчитанная траектория. Расчеты дают массу для планеты ~ 0.5 M J и орбитальный период 4.2 дня. Это было первое открытие экзопланеты у звезды подобной Солнцу (Mayor & Queloz 1995).

5 Методы обнаружения экзопланет: измерение лучевых скоростей Этот метод позволяет определить: период P orb, большую полуось орбиты a p, массу ( Msin(i)) и эксцентриситет орбиты e. Большинство обнаруженных экзопланет было открыто этим способом. Недостатки: 1) Наклон орбиты не известен и это вносит большую неопределенность в оценку массы планеты. 2) Эффект селекции: обнаруживаются в основном планеты-гиганты близкие к звезде и с короткими (неск. дней) периодами. На рис. справа: переменность лучевых скоростей звезд с планетами, определенная по Допплеровскому смещению спектральных линий. (a) 51 Pegasi, (b) 70 Virginis, (c) 16 Cygni B

6 Методы обнаружения экзопланет: транзит Если планета проходит по видимому диску звезды, это можно обнаружить по слабому уменьшению ее блеска, обычно на ~ 1%. Метод транзита позволяет обнаруживать планету, независимо от ее массы и радиуса орбиты. Позволяет определить размер планеты из величины изменения потока: В комбинации с методом лучевых скоростей метод транзита позволяет определить плотность планеты. Дает возможность исследовать атмосферу планеты. Во время транзита планеты свет от звезды проходит через верхние слои ее атмосферы. При внимательном исследовании спектров, полученных с высоким разрешением, можно обнаружить слабые линии поглощения, образующиеся в атмосфере планеты. Изменение блеска звезды во время прохождения планеты по ее диску.

7 Методы обнаружения экзопланет: транзит Во время вторичного затмения (когда планета скрывается за диском звезды) можно зарегистрировать тепловое излучение планеты, вычитая фотометрическую интенсивность звезды во время затмения из ее интенсивности до и после него. Это дает информацию о температуре поверхности планеты. Лучше всего это делать в инфракрасном спектральном диапазоне. Недостатки: 1) Можно обнаружить только планеты с углом наклона орбиты ~ 90 o 2) Большой процент ложных открытий из-за возможного наличия у звезд пятен. Метод транзита обычно требует дополнительного подтверждения, например, методом лучевых скоростей. Параметры планеты обнаруживаемые через ее транзит в комбинации с методом лучевых скоростей: размер и форма, хим. состав и температура атмосферы. Данные с телескопа Spitzer, полученные для планеты Andb указывают на очень высокую разницу температур (1400° C ) между дневной и ночной сторонами планеты.

8 Методы обнаружения экзопланет: гравитационная линза Если одна звезда проходит точно перед другой, пересекая луч зрения наблюдателя, может наблюдаться увеличение блеска более отдаленной звезды вследствие эффекта гравитационной линзы. Если у ближней звезды имеется планета, она усиливает эффект гравитационной линзы. Шансы обнаружить планету повышаются при наблюдении большого количества звезд одновременно. Слева: Ближняя звезда фокусирует свет далекой звезды, если они обе находятся точно на одной линии для наблюдателя на Земле. В результате, блеск далекой звезды постепенно возрастает, достигая пика, а потом уменьшается до прежнего уровня. Справа: Если ближняя звезда имеет планету, она усиливает эффект гравитационной линзы, приводя к появлению дополнительного узкого пика на кривой блеска.

9 Методы обнаружения экзопланет: гравитационная линза Преимущества метода: 1) Чувствительность не зависит от параметров планеты (периода, массы). 2) Звезда может быть слабой. В нaстоящее время это самый предпочтительный метод для обнаружения экзопланет земного типа для наземных телескопов. Недостатки: 1) Событие никогда не повторяется для одной и той же звезды. 2) Обнаруженные планеты чаще всего оказываются расположены слишком далеко (неск. кпк). Последующие наблюдения другими методами обычно не возможны. Увеличение блеска далекой звезды из-за эффекта гравитационной линзы. На нисходящей кривой хорошо виден характерный пик, вызванный присутствием планеты. Масса обнаруженной в результате наблюдений планеты равна 5.5 массы Земли. (Beaulieu et al. 2006)

10 Методы обнаружения экзопланет: поляризация Метод основан на регистрации света звезды, отраженного и/или рассеянного от поверхности (атмосферы) планеты. Этот свет линейно поляризован в направлении, ортогональном плоскости рассеяния (в данном случае – плоскости орбиты). Направление и величина наблюдаемой линейной поляризации будут изменяться по мере движения планеты по орбите вокруг звезды. Поляриметрия может обнаружить планету даже при очень малых углах наклона орбиты, когда метод лучевых скоростей и метод регистрации транзита бессильны. Из поляриметрии можно определить: 1) орбитальный период P orb 2) угол наклона орбиты i, 3) эксцентриситет орбиты e 4) свойства атмосферы (поверхности) планеты Ожидаемое изменение направления и величины линейной поляризации света звезды, отраженного от поверхности планеты при ее движении по орбите.

11 Методы обнаружения экзопланет: поляризация Поляриметрия обладает очень большим диагностическим потенциалом, но ожидаемый поляризованный сигнал очень мал (~ ). Площадь поверхности планеты по сравнению с размерами звезды очень мала, и поляризованный отраженный свет сильно разбавлен неполяризованным излучением самой звезды. Требуются большие телескопы и специально спроектированные точные поляриметры. Первые измерения получены в 2004 – 2005 (Hough et al. ): PlanetPol, WHT (4 м). Заявленная точность ~ (0.0001%). Три системы, Boo, And и 55 Cnc были исследованы, переменная поляризация не обнаружена (верхний предел ~ 2 x ). Теоретические оценки величины поляризации при рассеянии а атмосфере планеты сильно зависят от предположений о свойствах самой атмосферы (хим. состав; размер частиц; размер облаков; распределение облаков по высоте и т.д.) Некоторые модельные расчеты показывают, что при определенных условиях поляризация может быть на порядок величины больше: Несферичность поверхности и эксцентричность орбиты может усилить величину поляризации до x (Sengupta S., & Malay, M. 2006, singe scattering model). Наличие обширных вытянутых газовых оболочек (гало) вокруг некоторых экзопланет (Vidal- Madiar et al. 2003, Wheatley & Briggs, 2007) – эффективность рассеяния выше в неск. раз.

12 Методы обнаружения экзопланет: астрометрия Основная идея: измерить покачивание звезды вызванное орбитальным движением планеты. Для этого нужно измерять видимое смещение звезды на небе относительно удаленных неподвижных звезд в течении длительного интервала времени. Можно определить период и массу планеты. Нужны инструменты более точные, чем те, что есть сейчас в наличии. GAIA Space astrometry mission (ESA): с помощью космического телескопа, предназначенного для измерения сверхточных ( точность ~ угловых микросекунд) параллаксов звезд, планируется обнаружить – планет на расстоянии до 150 pc с орбитальными периодами < 9 лет. Рассчитанное видимое перемещение Солнца по небу, вызванное Юпитером, наблюдаемое с расстояния 10 парсек.

13 Методы обнаружения экзопланет: интерферометрия Идея метода: блокировать излучение центральной звезды с помощью ноль- интерферометра и получить прямое изображение планеты на CCD. Трудно реализуем, но обладает большим диагностическим потенциалом. Дает возможность определить состав планеты, ее температуру, свойства ее атмосферы, тип ее поверхности, период вращения и др. К настоящему времени обнаружено 4 кандидата в планеты (см. иллюстрацию). LBTI (Large Binocular Telescope Interferometer) (на рисунке справа) Mount Graham, Arizona Должен войти в строй в 2009 Ближний ИК диапазон (выше контраст) Околозвездные диски / планеты-гиганты 2M1207 b: планета или коричневый карлик? LBTI: два зеркала диаметром 8.4 м, длина базы – 15 м. J, H и K фотометрия.

14 Методы обнаружения экзопланет: планеты вокруг пульсаров Пульсар: быстро вращающаяся магнитная нейтронная звезда. Размер: 10 – 20 км, Плотность: 10 9 г/см 3, Остаток от вспышки сверхновой, Излучает радио волны в узком конусе из области магнитных полюсов (эффект маяка), Период пульсаций = периоду вращения. Орбитальное вращение планеты приводит кпокачиванию пульсара вдоль луча зрения. Период радио пульсаций меняется из-за эффекта Допплера. Измеряя задержки в периоде пульсаций ( сек), можно обнаружить присутствие планеты и найти период ее обращения и массу. На рис. справа: три планеты обнаружены у пульсара PSR (Wolszczan & Frail, 1992) Схема, поясняющая излучение пульсара. Типичный период пульсаций – неск. секунд, но есть объекты с пульсациями в сек.

15 Свойства экзопланет: статистика открытий Всего открыто планет: ~ 300 (к концу 2008 г.) ~ 20 систем с несколькими (до трех) планетами. Больше всего планет открыто методом измерения лучевых скоростей: > 250 (c 1995 г.) Много планет обнаружено методом транзита: > 30 (c 1999 г.) Но: многие из них пока еще не подтверждены. 4 планеты открыты методом гравитационной линзы (с 2004 г.) 4 планеты открыто у пульсаров (с 1992 г.) – возможно эти планеты сформировались после взрыва сверхновой из ее остатков. 4 кандидата в планеты обнаружены методом ноль-интерферометрии (с 2004 г.) Образование планет вокруг звезд – не редкость, а обычное явление! Солнечная система сильно отличается от других открытых планетных систем! (но: необходимо принять во внимание сильный эффект селекции) Источник информации по экзопланетам: The Extrasolar Planet Encyclopaedia (

16 Свойства экзопланет: радиусы орбит Значительное число экзопланет обращаются вокруг своих звезд по орбитам < 0.1 AU ! Есть много планет с орбитой в пределах AU с периодами обращения 3-4 дня и с массой 1 M J (hot Jupiters). Прежняя теория формирования планетных систем требует серьезной модификации. 1) Высокая температура на расстоянии < 0.1 AU сильно затрудняет формирование планеты. 2) Масса типичного протопланетного диска внутри таких коротких орбит слишком мала, чтобы сформировать планету с массой Юпитера, даже при 100% эффективности использования имеющегося вещества. 3) Даже если бы вещества было достаточно, молодой горячий Юпитер был бы разорван на части гравитацией звезды. Зависимость между массой (в M J ) и длиной большой полуоси орбиты (в AU) для экзопланет (красные значки) и для планет солнечной системы (зеленые значки). Взято из:

17 Свойства экзопланет: эксцентриситеты орбит Эксцентриситеты орбит экзопланет: В целом, эксцентричность орбит у экзопланет довольно велика! Это обстоятельство трудно объяснить одним эффектом селекции. Планета, расположенная на близком расстоянии от звезды, должна обращаться по круговой орбите из-за приливного воздействия. Возможное объяснение: экзопланеты- гиганты формируются на значительном удалении от центральной звезды, постепенно мигрируя по направлению к ней. Зависимоcть эксцентричности орбиты от длины большой полуоси для экзопланет- гигантов (красные значки) и планет солнечной системы (зеленые значки). Видимое отсутствие экзопланет на расстоянии более 3 AU - следствие эффекта наблюдательной селекции. Взято из:

18 Свойства экзопланет: орбитальные периоды Орбитальные периоды экзопланет: Ясно видна группировка планет вокруг периодов ~ 3 дня и видимое отсутствие планет с более короткими периодами. Заметное отличие от распределения периодов в двойных звездах! 1) Механизмы формирования планет и звезд существенно отличаются. 2) В процессе миграции к центральной звезде, планета-гигант в силу определенных причин тормозит на расстоянии, соответствующему P orb ~ 3 дня. Важное дополнение: недавно обнаружены 4 планеты с P orb < 3 дней, самый короткий из них 1.3 дня! Зависимость эксцентриситета орбиты от величины орбитального периода для экзопланет (красные значки), двойных звезд (черные точки), планет-гигантов солнечной системы (зеленые значки) и Земли (синий символ). Взято из Santos et al. (2002).

19 Свойства экзопланет: массы Сравнение масс экзопланет и карликовых звезд: Теория предсказывает два принципиально различных механизма формирования: гравитационный коллапс для звезд и аккреция на ядро для планет Два разных класса объектов должны быть видны в функции распределения масс для маломассивных компаньонов звезд! Ясно видимый провал в диапазоне масс ~ 20 и ~60 M J : крайне мало объектов было обнаружено (вплоть до 2002!) Новейшие данные, начиная с 2006 г. постепенно начали заполнять провал в распределении масс: открыт новый подкласс маломассивных коричневых карликов - Y dwarfs. Таким образом одна лишь масса не может более считаться критерием отличия звезды от планеты. Распределение масс для маломассивных компаньонов у звезд солнечного типа. Виден провал в диапазоне 20–60 масс Юпитера. Взято из Santos et al. (2002).

20 Свойства экзопланет: потяря вещества из-за испарения Данные наблюдений свидетельствуют о потере вещества у некоторых горячих Юпитеров в результате испарения. У двух горячих Юпитеров HD b (и HD b обнаружены протяженные газовые оболочки, образующиеся в результате прогрева их атмосфер излучением центральной звезды. Темп потери вещества испарением у HD b составляет г/год – планета может целиком испариться за 10 9 лет! Возможно, что часть горячих Юпитеров образуется из испаряющихся Y-карликов? Испаряющаяся планета HD b в представлении художника.

21 Свойства экзопланет: металличность их звезд Звезды с планетами имеют высокое содержание металлов в своих атмосферах. Это хорошо согласуется с теорией, предсказывающей образование планет в результате аккреции на ядро. Большое количество тяжелых элементов в диске способствует образованию и росту планетозималей. Образование планет идет более быстро, и у звезды больше шансов на появление нескольких планет. Зависимость частоты встречаемости планет от количества железа в атмосфере звезды. Взято из Santos et al. 2005

22 Планетная миграция: Горячие Юпитеры не могут формироваться там, где сейчас находятся Они должны мигрировать от места своего рождения туда, где они находятся сейчас. Миграция происходит вследствие гравитационного взаимодействия между газовым и/или планетозимальным диском и формирующейся планетой. Существуют два типа миграционных мод, разница между которыми определяется накопленной массой планеты, а именно, достаточно ли она массивна, чтобы проделать круговую брешь в диске (тип II ) или нет (тип I ) (Lin et al. 1996, Ward 1997). Формирование экзопланет: теория планетной миграции Как правило, планета начинает свой дрейф к центральной звезде с миграции типа I. Так как вещество диска внутри орбиты планеты вращается быстрее чем снаружи, диск подтормаживает планету. В результате потери планетой части своего вращательного момента, она начинает приближаться по спирали к центральной звезде.

23 Формирование экзопланет: теория планетной миграции Проблемы: Почему Юпитер в Солнечной системе существует на расстоянии 5 AU? Типичное время миграции ( лет) слишком мало! Меньше типичного времени, необходимого для завершения формирования планеты-гиганта В большинстве случаев, планета не выживет, а упадет на звезду! Существуют механизмы, останавливающие миграцию на определенном расстоянии: Центральная пустая полость в диске (проделанная магнитосферой звезды) или приливное трение (обмен угловым моментом между орбитальным движением планеты и осевым вращением звезды). Есть и другие теории миграции, например: дисковая нестабильность (Boss 1997, 2003). Если планета становится достаточно большой и массивной, она начинает аккрецировать газ из диска и проделывает в нем круговую брешь на пути своего движения по орбите. Это резко замедляет темп миграции, в раз. Дальше происходит медленный дрейф к звезде (миграция типа II ).

24 Обнаружение поляризованного света от экзопланеты HD b Berdyugin 1), A. V., Berdyugina 2) S. V., Piirola 1) V., & Fluri 2) D. M. 1) Tuorla Observatory, University of Turku, Finland 2) Institute of Astronomy, ETH, Zurich, Switzerland

25 Планета HD b: основная информация HD b – что известно: Открыта в 2005 г. методом транзита ( Bouchy et al. 2005) d = pc P orb = days a (AU) = e = 0.0 i = 85.7 R = R J (Bouchy et al. 2005) – в синем свете (B-band) глубина транзита на 20% = R J (Point et al. 2007) больше чем в красном (R-band) = R J (Baines et al. 2007) ИК-телескоп Spitzer обнаружил тепловое излучение от планеты на 16 мкм: температура поверхности T = K (Deming et al. 2006) Новые ИК-наблюдения на 8 мкм показали, что разница температур между дневной и ночной сторонами планеты < 300 o C (Knutson et al. 2007) сильное отличие от другой экзопланеты - Andb (~ 1400 o C)

26 Планета HD b: свежая информация Возможно присутствие в атмосфере планеты молекул H 2 O and CH 4 (Tinetti et al. 2007; Swain et al. 2008). С помощью спектроскопии высокого разрешения во время транзита, Hubble Space Telescope обнаружил присутствие пара из частиц размером в несколько десятых микрон в верхних слоях атмосферы планеты (Pont et al. 2007). можно ожидать значительной поляризации в синей области спектра из-за Рэлеевского рассеяния! HD189733b – хороший кандидат на обнаружение у нее поляризации. Испарение планеты HD209458b, HD b возможно выглядит похоже! Wheatley & Briggs (2007), анализируя архивные данные с рентгеновского космического телескопа ROSAT, обнаружили у HD b испаряющуюся атмосферу и значительную потерю вещества из-за прогрева рентгеновским излучением центральной звезды.

27 Планета HD b: наблюдения поляризации Наш телескоп: 60 см, управляется по сети, расположен на острове Ла Пальма (Канарские о-ва) Поляриметр: DIPol (создан в 2003 г.) Детектор: Apogee AP47p камера с Marconi CCD4-10 CCD чипом (высокая чувствительность в синей области) Вращающаяся супер-ахроматичная пластинка λ/2 Анализатор: кальцит, 0.5 mm (разведение лучей 11.5 угловых секунд) Турель с фильтрами (UBVR) Пластинка вращается с шагом в 22.5 o, один цикл измерения состоит из 16 экспозиций, при этом линейная поляризация измеряется 4 раза. Используется стандартная процедура обработки CCD-изображений (учет шума при считывании, вычет темнового тока и вклада неба и т.д.) Два изображения звезды (с взаимно ортогональной поляризацией) считываются и их интенсивности используются для вычисления нормированных параметров Стокса q и u. Поляриметр DIPol

28 ПланетаHD b: наблюдения поляризации Наблюдения HD b выполнены в г.г. в фотометрической полосе B. В 2006 г.: экспозиции по 10 – 15 сек при 2x16 положениях пластинки = 8 измерений поляризации за одну ночь: ошибка σ P = 0.02 – 0.03% В 2007 г.: экспозиции по 20 – 30 сек при 4x16 положениях пластинки = 16 измерений поляризации за одну ночь: ошибка σ P = % Телескопная поляризация очень мала < 0.015% и стабильна. Всего получено: 93 ночных измерения параметров Стокса q и u с очень плотным покрытием фаз орбитального периода. Ошибка усредненной по фазовым интервалам в 0.1 периода поляризации σ P = 0.006% (~ 10 измерений на каждый интервал!) Амплитуда переменности: q ~2 10 4, u ~ Измеренные параметры Стокса q и u и их ошибки 1 (увеличены в 10 4 ). Данные за 2006 г. показаны вверху, за 2007 г. - посередине (заполненные кружки). Усредненные в одинаковых фазовых интервалах значения параметров Стокса показаны внизу (пустые кружки). Сплошной красной линией показана аппроксимация данных моделью.

29 Планета HD b: интерпретация данных поляриметрии Использовалась упрощенная модель: Сфера Ламберта - идеально отражающая свет поверхность имеющая альбедо p = 2/3 + Рэлеевское рассеяние (Fluri & Berdyugina, 2009). Известные (фиксированные) параметры: орбитальный период P orb, эпоха прохождения периастра To, радиус орбиты планеты a радиус звезды R * Свободные (варьируемые) параметры: эксцентриситет e, наклон орбиты к лучу зрения i, долгота восходящего узла орбиты, радиус сферы Ламберта R L, постоянный компонент поляризации Δq и Δu ПараметрыИзвестноПолучено P orb (days) To (JD ) R * /R 0.76 a (AU) e0.0 i (deg) 85.7 (94.3) 98 8 (deg)16(196) 8 Δq/ Δu/ R L /R J R RL /R J 3.3 p RL 0.14 Параметры планеты HD b

30 Планета HD b: интерпретация данных поляриметрии Процедура поиска наилучшего решения: 2 -минимизация примененная ко всему массиву данных наблюдений. Величина эксцентриситета e и угла наклона орбиты i, найденные из поляриметрии, хорошо согласуются со значениями, определенными методом транзита. Для оценки величины ошибок параметров определенных из моделирования и оценки устойчивости решения был использован метод Монте Карло. В качестве реальной орбиты была принята орбита, определенная из наилучшего решения, затем было сгенерировано 200 массивов наблюдательных данных с теми же фазами орбитального периода и с теми же ошибками измерений, что и реальные данные. Затем 2 -минимизация была применена к сгенерированным наборам данных и наилучшее решение найдено для каждого из них. Один из сгенерированных наборов данных поляризации (вверху) и усредненные в равных фазовых интервалах значения поляризации полученные из этого набора (внизу). Наилучшее решение полученное из 2 -минимизации показана красной сплошной линией.

31 Планета HD b: интерпретация данных поляриметрии Результаты статистических тестов показали, что параметры планеты, полученные из сгенерированных наборов данных концентрируются вокруг наилучшего решения для каждого из параметров. Из этого можно сделать выводы, что: 1) ошибки измерений имеют Гауссово (нормальное) распределение, 2) обнаруженный поляризационный сигнал не является артефактом, 3) решение устойчиво к ошибкам. Результаты теста методом Монте Карло были использованы для оценки ошибок параметров планеты, найденных из поляриметрии. 2 контуры, соответствующие наилучшему решению для HD b (сплошные линии). Контуры показаны для доверительных интервалов 68.3%, 90%, и 99%. Из- за неоднозначности определения угла, имеются два одинаковых минимума, отстоящих друг от друга на 180 o. Решения, полученные из сгенерированных методом Moнте Карло наборов данных показаны красными точками.

32 Планета HD b: результаты поляриметрии Ориентация орбиты на небе (см. рисунок). Радиус сферы Ламберта: R L = R j на ~ 30% больше чем радиус планеты, определенный методом транзита. В реальности, альбедо планеты должно быть меньше размер рассеивающей свет атмосферы, найденный из поляриметрии, может быть еще больше. Если альбедо сравнимо с наблюдаемым у Юпитера и Сатурна (~ 0.5), то размер атмосферы R L = R j Большой размер рассеивающей свет атмосферы согласуется с результатами рентгеновских наблюдений, свидетельствующих о наличии протяженной газовой оболочки вокруг HD b (Wheatly & Briggs, 2007) Данные поляриметрии свидетельствуют о рассеянии на малых частицах: H, H 2, H 2 O, или даже на небольших пылинках. В последнем случае размер пылевых частиц должен быть 0.5 мкм.

33 Планета HD b: схема, поясняющая возникновения поляризации Перемещение планеты по небу (справа), приводящее к возникновению переменной поляризации (слева). Поляризация достигает максимума в моменты элонгаций (фазы 0.25 и 0.75), когда угол рассеяния = 90 o. В моменты соединений (фазы 0.0 и 0.5) поляризация близка к нулю из-за того, что свет рассеянный вперед и назад почти не поляризован.

34 Планета HD b: новые наблюдения поляризации в 2008 г. TurPol (NOT, 2.5 м) UBV, 2008 г. Апрель и Aвгуст Экспозиции в 10 сек при 8x16 положениях фазовой пластинки = 32 измерения параметров Стокса q и u за один час. Всего: 40 часов наблюдений с хорошим покрытием орбитального периода. Ошибка одного измерения за ночь (3–4h) ~3 10 –5 Ошибка усредненной по фазовому интервалу величины поляризации ~2 10 –5 Очень малая телескопная поляризация < 5 10 –5 (~20 standard stars) Band q RL/RJRL/RJ p(R t =1.15) U – B – V –